Вселенная полна загадок

Зигель Феликс Юрьевич

Долгопериодические цефеиды — это сверхгиганты, величайшие из известных нам звезд. Звезды типа RR Лиры уступают им в размерах, хотя в сравнении с Солнцем также выглядят исполинами. Чем короче период изменения блеска, тем горячее в среднем цефеида. Поэтому короткопериодические цефеиды являются горячими гигантскими звездами.

В 1912 году было открыто замечательное свойство цефеид. Оказывается, чем больше света излучает цефеида, тем продолжительнее период изменения ее блеска. Если учесть, что светимость звезды связана с ее массой (обе величины возрастают одновременно), то приходим к выводу: чем массивнее цефеида, тем медленнее колеблется ее яркость.

Связь между светимостью

цефеид и их периодом выражена очень четко. По графику, изображающему эту связь, можно, зная период изменения блеска цефеиды, найти ее светимость. Сравнивая же видимый блеск звезды с ее светимостью, то есть с тем количеством света, которое звезда на самом деле излучает, легко вычислить расстояние до звезды.

В этом великая роль цефеид, помогающих выяснить контуры строения звездного мира. Ведь обычным, тригонометрическим путем можно измерить расстояние только до самых близких звезд. Звезды, удаленные от Земли на расстояние больше ста световых лет, при ее обращении вокруг Солнца смещаются так незначительно, что обнаружить эти смещения пока невозможно. А цефеиды видны с огромных расстояний и их периодические «мигания» заметны отлично. Стоит только определить продолжительность такого «светового сигнала», и задача почти решена. Вычислить в этом случае расстояние до цефеиды — дело нескольких минут.

Еще в 1952 году ученые предположили, что зависимость между периодом изменения блеска цефеид и их светимостью определена неточно. В связи с этим возникла широкая дискуссия, охватившая астрономов многих стран. Заинтересованность астрономов в данной проблеме вполне понятна: если указанная выше зависимость установлена неправильно, то ошибочны и все расстояния, найденные по цефеидам, а следовательно, неверны и наши представления о расстояниях до галактик и об их размерах.

Советские астрономы, проведя тщательное исследование вопроса, пришли к выводу, что все расстояния были ошибочно преуменьшены в полтора раза. Проблему эту еще нельзя, однако, считать окончательно решенной. Возможно, что в разных звездных системах связь между периодом изменения блеска цефеид и их светимостью имеет различный характер. Есть и другие причины, осложняющие решение вопроса. Тем не менее цефеиды заслуженно называют «маяками Вселенной». Наши знания о Вселенной были бы намного скромнее, если бы эти «маяки» не помогали ориентироваться в бездонных глубинах мироздания.

Главное, пожалуй, различие долгопериодических цефеид и звезд типа RR Лиры заключается в их пространственном расположении. Долгопериодические цефеиды жмутся к средней линии Млечного Пути. Это означает, что они концентрируются в экваториальной плоскости Галактики. Короткопериодические цефеиды, наоборот, разбросаны по всему небу. В пространстве они образуют нечто вроде исполинского шарового облака, окутывающего нашу звездную систему.

Чтобы разобраться в причинах изменения блеска цефеид, надо обратиться за помощью к спектральному анализу. Однако в данном случае спектры цефеид не проясняют, а скорее затемняют проблему. Они свидетельствуют о фактах, которые не всегда удается хорошо связать друг с другом.

На приведенном здесь рисунке показаны три кривые. Верхняя нам уже знакома — это кривая изменения блеска цефеиды (в данном случае звезды Орла). Средняя кривая— это график изменения лучевой скорости, то есть скорости звезды вдоль луча зрения. Ее можно измерять по смещению темных поперечных линий в спектре звезды. Для нижнего графика на вертикальной оси отложены лучевые скорости со знаком «+» (плюс) — в случае удаления поверхности звезды и со знаком «—" (минус) — в случае ее приближения.

< image l:href="#"/>

Кривые,

характеризующие свойства цефеид.

Нижний график является почти точным зеркальным отражением верхнего. Значит, в максимуме блеска скорость приближения звезды становится наибольшей, а в минимуме блеска звезда кажется наиболее быстро удаляющейся от нас.

По спектру можно также узнать, как изменяется температура цефеид. Оказалось, что в момент максимума блеска цефеида наиболее горяча, а минимуму ее блеска соответствует и наименьшая температура. Поземным масштабам колебания температуры цефеид весьма значительны — их амплитуда достигает 1000 градусов.

Как объяснить все эти факты?

Было предпринято несколько попыток создать теорию переменности цефеид. В настоящее время наиболее правдоподобна гипотеза, считающая цефеиды пульсирующими звездами.

Представьте себе исполинский разреженный газовый шар, который строго периодически то сжимается, то раздувается. Когда цефеида имеет наибольшие размеры, температура ее поверхности наименьшая, и звезда находится в минимуме своего блеска. Наоборот, сжимаясь, звезда разогревается, и яркость ее возрастает.

По кривой лучевых скоростей можно найти, как меняется радиус цефеиды при ее пульсации. Получается, что для огромного множества цефеид их радиус изменяется на 5—10 процентов своей средней величины. Но, вопреки той картине пульсации, которую мы только что нарисовали, радиус цефеиды, вычисленный по кривой лучевых скоростей, оказывается наименьшим не в момент максимума ее блеска и наибольшим не при наименьшей яркости звезды, а в другие моменты. Чем это объясняется, пока неизвестно. Может быть, поверхность цефеид и их атмосфера пульсируют по-разному, но тогда надо найти объяснение и этому странному факту. Исчерпывающая теория переменности цефеид пока не создана. К сожалению, причины переменности других типов звезд еще менее известны.

Рассмотрим, например, так называемые долгопериодические переменные звезды. Именно к этому классу изменчивых звезд относится звезда из созвездия Кита, открытая Фабрициусом.

Кривые блеска долгопериодических переменных звезд похожи на кривые цефеид. Но периоды изменений блеска здесь другие, гораздо более продолжительные — от ста до тысячи дней. Гораздо больше и амплитуды изменения блеска — у долгопериодических переменных звезд они достигают в среднем почти пяти звездных величин.

Звезда Фабрициуса, названная Мирой, или Удивительной, в максимуме блеска имеет яркость звезды 2-й звездной величины, а в минимуме 9-й звездной величины. Иначе говоря, количество света, излучаемое звездой, меняется при этом в шестьсот двадцать пять раз!

Все мириды (так называют звезды, похожие на Миру Кита) являются красными холодными гигантами. Большая доля их излучений не воспринимается человеческим глазом — мириды в изобилии испускают инфракрасные лучи.

В спектрах наблюдаются загадочные светлые линии, принадлежащие водороду и некоторым металлам. Они вызваны облаками раскаленного водорода и парами металлов, извергающихся из горячих недр мирид в их холодную атмосферу.

Полного объяснения переменности мирид еще не дано. Возможно, что мириды, как и цефеиды, являются пульсирующими звездами. Но для объяснения всех особенностей мирид одной пульсации недостаточно. По-видимому, частично блеск мирид колеблется из-за периодических помутнений их атмосфер. Кроме того, некоторую роль во всем этом играют раскаленные водородные массы, повышающие светимость звезды.